Magnetósfera De La Tierra

La magnetósfera de la tierra es una capa formada por la interacción del magnetismo de la tierra y el viento solar. Se extiende por encima de la ionósfera, más arriba de los 500 km de altura.En algunas fuentes figura con el nombre de "exósfera", sin embargo ese nombre se refiere a un concepto diferente, aunque ambos ocupan aproximadamente el mismo espacio en la parte superior de la atmósfera.

Esta capa protege a la tierra de la llegada de radiación, especialmente del viento solar, y también de una parte de los rayos cósmicos, desviando las partículas cargadas hacia los polos magnéticos a través de mecanismos de reconexión electromagnética, lo que causa las auroras australes y boreales. Si no fuese por esta capa, la vida en la tierra probablemente no sería posible, o sería de forma muy diferente a como la conocemos.

La magnetósfera es causada por el campo magnético de la tierra, originado por el núcleo de hierro fundido que posee, y los materiales cargados eléctricamente dentro de él.

Casi todos los planetas poseen una magnetósfera, y en el sistema solar, solamente Marte y Venus no poseen una.

La magnetósfera sufre continuamente modificaciones en su forma y estructura, debido principalmente a la variación de la intensidad del viento solar, por lo que cuando hay mucha intensidad, puede comprimirse en la dirección al sol, y extenderse mucho más en dirección contraria.

Si la magnetósfera no existiese en la Tierra, la cantidad constante y permanente de radiación a la que se ve sometida constantemente atravesaría la atmósfera, y llegaría hasta la superficie. Una de las múltiples consecuencias de esto sería que el planeta hubiese ido perdiendo su agua, tanto de la atmósfera como de los océanos. Luego de más de mil millones de años en ese estado, es probable que el planeta se hubiese quedado sin nada o muy poca del agua que posee, como posiblemente ocurrió en Marte.

Tamaño y forma

La forma de la magnetósfera está definida por la intensidad del viento solar, y la intensidad del campo magnético, por tanto tiene mucha variabilidad. Si no existiese viento solar, las líneas magnéticas de la tierra se expandirían sin límite (teóricamente hasta el infinito). Pero bajo la presión del viento solar, la magnetósfera es muy comprimida. Allí donde termina se denomina "magnetopausa", y en la dirección del sol está aproximadamente a unos cien mil kilómetros de la superficie. Sin embargo, en la dirección contraria al sol, se expande muchísimo, hasta cerca a un millón de kilómetros,6 por lo que esa frontera forma una figura en forma de elipsoide.

Estudios de la magnetósfera

El 3 de junio de 2007, los satélites especializados en el estudio del campo magnético terrestre, las auroras y la magnetósfera, descubrieron un hueco muy grande en el campo magnético, lo que permite que la radiación (principalmente en viento solar) penetre hasta el interior de la magnetósfera, y sobrecargue la misma. Anteriormente había hipótesis sobre huecos en el campo magnético, pero el hueco encontrado es diez veces más grande de lo que se pensaba. El tamaño de la abertura era de aproximadamente 4 veces el diámetro de la tierra.

Magnetosfera

La magnetosfera o magnetósfera es una región alrededor de un planeta en la que el campo magnético de éste desvía la mayor parte del viento solar formando un escudo protector contra las partículas cargadas de alta energía procedentes del Sol. La magnetosfera terrestre no es única en el Sistema Solar y todos los planetas con campo magnético: Mercurio, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, poseen una magnetosfera propia. Ganímedes, satélite de Júpiter, tiene un campo magnético pero demasiado débil para atrapar el plasma del viento solar. Marte tiene una muy débil magnetización superficial sin magnetosfera exterior.

Las partículas del viento solar que son detenidas forman los cinturones de Van Allen. En los polos magnéticos, las zonas en las que las líneas del campo magnético terrestre penetran en su interior, parte de las partículas cargadas son conducidas sobre la alta atmósfera produciendo las auroras boreales o australes.Tales fenómenos aurorales han sido también observados en Júpiter y Saturno.

Estructura

En la parte más externa y amplia de la atmósfera de un planeta. La magnetosfera interacciona con el viento solar en una región denominada magnetopausa que en la dirección al sol es de menor tamaño, y en dirección contraria es sumamente extendida. En el caso de la Tierra se encuentra a unos 100 000 km y en el caso de Júpiter a más de 4 millones de kilómetros. Por delante de la magnetopausa se encuentra la superficie de choque entre el viento solar y el campo magnético. En esta región el plasma solar se frena rápidamente antes de ser desviado por el resto de la magnetósfera. Las partículas cargadas del viento solar son arrastradas por el campo magnético sobre los polos magnéticos dando lugar a la formación de auroras polares.

Historia

La magnetosfera terrestre fue descubierta en 1958 por el satélite estadounidense Explorer I. Antes de ello se conocían algunos efectos magnéticos en el espacio ya que las erupciones solares producían en ocasiones tormentas magnéticas en la Tierra detectables por medio de ondas de radio. No obstante, nadie sabía cómo o por qué se producían estas corrientes. También era desconocido el viento solar.

Antes de esto, los científicos sabían que fluía la corriente eléctrica en el espacio debido a las erupciones solares. No se sabía, sin embargo, cuándo esas corrientes fluían ni por qué. En agosto y septiembre de 1958, el Ejército de los Estados Unidos inició el Proyecto Argus se realizó para probar una teoría sobre la formación de los cinturones de radiación que pueden tener uso táctico en la guerra.

En 1959 Thomas Gold propuso el nombre de la magnetósfera, cuando escribió: "La región por encima de la ionosfera, en la que el campo magnético de la tierra, predomina sobre las corrientes de gas y partículas rápidas cargadas, se sabe que se extiende en una distancia del orden de 10 radios terrestres, por lo que podría ser llamada apropiadamente como magnetósfera"

Magnetopausa

La magnetopausa es la frontera magnética entre el campo magnético o magnetosfera y el viento solar, hecho de plasma.

La frontera magnética entre el campo magnético terrestre y el viento solar, llamada magnetopausa, tiene un frente en forma de bala, que cambia progresivamente a un cilindro. Su corte transversal es aproximadamente circular.

En la magnetosfera las distancias se miden a menudo en radios terrestres (RE), siendo un radio terrestre de 6.371 km. En esas unidades, la distancia desde el centro de la Tierra al "morro" de la magnetosfera es de unos 10,5 RE y hasta los costados es de unos 15 RE, mientras que el radio de la lejana cola es de 25-30 RE. Por comparación, la distancia media a la Luna es de unos 60 RE.

Sin embargo, esas son solo distancias medias: la presión del viento solar aumenta y disminuye, y cuando lo hace la magnetopausa se contrae o se expande. Por ejemplo, cuando es golpeada la frontera por un flujo rápido procedente de una eyección de masa de la corona , empuja su "morro" hasta más allá de la órbita sincrónica a 6,6 RE (esto ocurre normalmente varias veces al año).

Aproximadamente a los 2RE por delante de la magnetopausa está el frente de choque permanente, como el que se forma por delante de una bala o de un avión supersónicos. Cuando ese viento solar cercano a la Tierra pasa por ese frente, se desacelera repentinamente y algo de su energía cinética se convierte en calor. Luego el viento acelera de nuevo y cuando alcanza los 100-200 RE más allá de la Tierra, no solo ha recuperado su velocidad, sino que también ha infiltrado la cola de la magnetosfera; cómo y dónde aún es objeto de una investigación activa.

¿Por qué el campo terrestre es un obstáculo para el viento solar?

Como se afirmó anteriormente (en la exposición sobre el viento solar), las líneas del campo magnético interplanetario (IMF) son transportadas junto al viento solar como si fueran cuerdas y como si los iones en movimiento fuesen cuentas engarzadas en ellas. Una "cuenta" ensartada en una línea de campo solar deberá permanecer siempre en esa línea de campo y, excepto que otras líneas de campo de diferentes fuentes se entrecrucen con ella, nunca estará en una línea conectada con la Tierra. Los dos plasmas, el de la Tierra y el viento solar, forman dos familias separadas y la magnetopausa es la frontera entre las dos.

Nebulosa Protosolar

La nebulosa protosolar fue la nube de gas o disco de acrecimiento en la que se formó el sistema solar. La hipótesis nebular fue propuesta en 1755 por el geógrafo y filósofo alemán Immanuel Kant quien hipotetizó que la nebulosa solar rotaba lentamente en su origen. Esta nebulosa solar se fue condensando al enfriarse y aplanando gradualmente por el efecto combinado de las fuerzas de gravedad y centrípeta formando, con el tiempo, la estrella central y los planetas. Partiendo de este modelo Pierre-Simon Laplace formuló en 1796 una teoría más detallada, pero no más acertada, de la formación del sistema solar a partir de una nebulosa rotante primigínea. El concepto moderno equivalente al de nebulosa solar es el de disco de acrecimiento. Tales discos o nebulosas protoplanetarias han podido ser observados alrededor de estrellas muy jóvenes.

La hipótesis nebular se basa en la observación de que todos los planetas orbitan alrededor del Sol en el mismo sentido y sobre un mismo plano denominado eclíptica con ligeras inclinaciones con respecto a ésta. Además, el plano de la eclíptica coincide de manera aproximada con el ecuador solar.

Se piensa que las lunas de los planetas gigantes se formaron en un proceso similar creciendo a partir de un disco de acrecimiento que alimentaba de masa los planetas en su formación. Por el contrario actualmente se considera que la formación de la Luna ocurrió de manera muy diferente tras el impacto con un protoplaneta del tamaño de Marte. Así mismo algunas lunas de otros planetas que giran en órbitas retrógradas o caóticas se considera que son asteroides o núcleos cometarios capturados más recientemente.

Las diferencias de composición química e isotópica de los diferentes cuerpos del sistema solar permiten explorar las condiciones iniciales en la nebulosa solar. Se estima que la masa mínima necesaria para formar los planetas a partir del material presente en la nebulosa solar considerando una composición de elementos ligeros (hidrógeno y helio) y elementos pesados similares a la del Sol podría ser de un 1 % de la masa solar.

Heliosismología

La heliosismología es el estudio de las oscilaciones que se producen en la superficie del Sol. Se trata de ondas de presión generadas por la turbulencia de la superficie solar y amplificadas por medio de interferencias constructivas.

Las oscilaciones solares pueden estudiarse por medio del efecto Doppler de las líneas de emisión de la fotosfera solar. Consideremos un perfil de intensidad de una línea de emisión, si el material del cual emite esta línea se aleja del observador, la línea tendrá corrimiento hacia el rojo y corrimiento hacia el azul si esta se acerca, este efecto se puede utilizar para producir imágenes de la velocidad de la superficie solar.

Los cambios en la propagación de estas ondas de presión permiten revelar información sobre la estructura de densidad del interior solar. Dada la geometría esférica del Sol los modos de vibración solares pueden expresarse matemáticamente por medio de armónicos esféricos.

Las ondas que se propagan desde el interior del Sol hasta la superficie son reflejadas en la superficie. Imaginemos una onda perpendicular a la superficie del Sol que viaja hacia el centro, a medida que la onda se desplaza hacia el interior, la temperatura aumenta y la onda se refracta progresivamente alejándose de la normal hasta que se da la vuelta y regresa a la superficie. En la superficie del Sol la fuerte densidad provoca la posterior reflexión y la onda se dirige de nuevo hacia el interior, con lo que el Sol es como una cavidad resonante.

El nombre de esta disciplina deriva del estudio similar que se puede hacer de la estructura terrestre interna por medio de ondas de presión producidas en los sismos.

Tipos de oscilaciones solares

Los modos de oscilación de una estrella se dividen en tres categorías principales: modos acústicos, de gravedad y modos de ondas de gravedad superficiales.

Modos p. Ondas acústicas en los que la presión actúa como fuerza restauradora, de aquí el nombre "p". Su dinámica está determinada por la variación en profundidad de la velocidad del sonido en el interior de la estrella. En el Sol las oscilaciones de los modos p tienen frecuencias características mayores de 1 mHz y son especialmente intensas en el rango de los 2-4 mHz lo que se corresponde con las "oscilaciones solares de 5 minutos" (frecuencia 3.33 mHz).
Modos g. Ondas de gravedad en los que la densidad varía con la gravedad actuando como fuerza restauradora, de aquí el nombre "g". Los modos de vibración g están caracterizados por bajas frecuencias (0.4 mHz). Estos modos de oscilación están confinados al interior solar por lo que son prácticamente inobservables.
Modos f. Ondas superficiales de gravedad. Similares a los anteriores pero cerca de la superficie solar.

Fotosfera

La fotosfera de una estrella es la superficie luminosa que delimita dicho objeto. Clásicamente se habla de la fotosfera del Sol y de las estrellas. En el caso del Sol la temperatura fotosférica es de unos 5.800 kelvin. Es una capa de plasma de aproximadamente 100 km de espesor, que emite la luz y el calor que recibimos. En el caso de otras estrellas la temperatura fotosférica o superficial puede ser diferente y, como consecuencia, la luz emitida suele ser de otro color. Las estrellas más frías son más rojizas y las estrellas más calientes son azuladas.

La fotosfera es una capa de gases que se hallan sometidos a fuertes presiones. Vista con telescopios, muestra una fina granulación (flóculos) y bordes netos. De ella emana la radiación que emite la estrella. Su superficie muestra un fondo luminoso sobre el cual aparecen fáculas que, por hallarse a mayor temperatura, son aún más brillantes. Las manchas solares se forman en oquedades o depresiones profundas, en las que se ve la capa inferior menos caliente y, por tanto, son más oscuras en apariencia.

Las capas fotosféricas emiten prácticamente toda la energía radiante que la estrella envía al espacio, siendo éste básicamente el espectro de la radiación fotosférica. 

Eyección De Masa Coronal

Se denomina eyección de masa coronal o CME (por sus siglas en inglés: Coronal Mass Ejection) a una onda hecha de radiación y viento solar que se desprende del Sol en el periodo llamado Actividad Máxima Solar Esta onda es muy peligrosa ya que, si llega a la Tierra y su campo magnético está orientado al sur, puede dañar los circuitos eléctricos, los transformadores y los sistemas de comunicación, además de reducir el campo magnético de la Tierra por un período. Cuando esto ocurre, se dice que hay una tormenta solar. Sin embargo, si está orientado al norte, rebotará inofensivamente en la magnetosfera. La magnetosfera o magnetósfera es una región alrededor de un planeta en la que el campo magnético de éste desvía la mayor parte del viento solar formando un escudo protector contra las partículas cargadas de alta energía procedentes del Sol.

Descripción

Las eyecciones de masa coronal lanzan ingentes cantidades de materia y radiación electromagnética hacia el espacio más allá de la superficie solar. En algunos casos estas eyecciones se quedan en la corona (llamándose entonces prominencias solares) o pueden adentrarse en el sistema Solar o incluso más allá, en el espacio interestelar. El material eyectado es un plasma consistente principalmente de electrones y protones, pero puede contener pequeñas cantidades de partículas más pesadas como helio, oxígeno e incluso hierro. Esto se debe a los enormes cambios y turbulencias producidos en el campo magnético de la corona solar. La observación de estas eyecciones se realiza con el coronógrafo y solo se puede obtener una eyección de masa coronaria a través de un jalador.

Causa

Investigaciones científicas recientes han demostrado que el fenómeno de reconexión magnética es responsable de las eyecciones de masa coronales y de las erupciones solares. Reconexión magnética es el nombre dado al reordenamiento de las líneas de campo magnético cuando dos campos magnéticos opuestos se acercan. Este reordenamiento está acompañado de una liberación espontánea de la energía almacenada en los campos originales dirigidos de forma opuesta.

En el Sol, la reconexión magnética puede comenzar por una pequeña curva en el campo magnético que poco a poco se va cerrando sobre sí misma. Las líneas de campo de fuerza se ven cada vez más curvadas hasta que de repente cortan la curva, volviendo a la forma original. Sin embargo queda una parte sin conexión en forma de anillo. Este campo magnético en forma de anillo y el material que este contiene se pueden expandir violentamente hacia el exterior formando la eyección de masa coronaria.Esto también explica por qué las EMC y las erupciones solares ocurren desde los puntos donde el campo magnético solar es mucho más fuerte que la media.